Variable cefeida clásica
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Diagrama de Hertzsprung-Russell que muestra la ubicación de varios tipos de estrellas variables superpuestas en una pantalla de las diferentes clases de luminosidad .

Cefeidas clásicas (también conocidos como Población I Cefeidas , tipo I Cefeidas , o Delta Cepheid las variables ) son un tipo de Cepheid variable de la estrella . Son estrellas variables de población I que exhiben pulsaciones radiales regulares con períodos de unos pocos días a algunas semanas y amplitudes visuales de unas pocas décimas de magnitud a aproximadamente 2 magnitudes.

Existe una bien definida relación entre una variable de Cepheid clásica luminosidad período y la pulsación, [1] [2] asegurar Cefeidas como viables velas estándar para el establecimiento de los galácticos y escalas de distancia extragaláctica . [3] [4] [5] [6] Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble (HST) de las variables cefeidas clásicas han permitido restricciones más firmes en la ley de Hubble . [3] [4] [6] [7] [8] Las cefeidas clásicas también se han utilizado para aclarar muchas características de nuestra galaxia, como la estructura espiral local y la altura del Sol sobre el plano galáctico. [5]

Se conocen alrededor de 800 cefeidas clásicas en la Vía Láctea , de un total esperado de más de 6.000. Se conocen varios miles más en las Nubes de Magallanes , y más en otras galaxias; [9] el Telescopio Espacial Hubble ha identificado algunos en NGC 4603 , que está a 100 millones de años luz de distancia. [10]

Propiedades

La trayectoria evolutiva de una estrella de 5  M ☉ que cruza la franja de inestabilidad durante un bucle azul de combustión de helio

Las variables cefeidas clásicas son 4-20 veces más masivas que el Sol, [11] y alrededor de 1.000 a 50.000 (más de 200.000 para el inusual V810 Centauri ) veces más luminosas. [12] Espectroscópicamente son gigantes brillantes o supergigantes de baja luminosidad de clase espectral F6 - K2. La temperatura y el tipo espectral varían a medida que pulsan. Sus radios son de unas decenas a unos cientos de veces el del sol. Las cefeidas más luminosas son más frías y más grandes y tienen períodos más largos. Junto con los cambios de temperatura, sus radios también cambian durante cada pulsación (p. Ej., En ~ 25% para el período más largo I Car ), lo que da como resultado variaciones de brillo de hasta dos magnitudes. Los cambios de brillo son más pronunciados en longitudes de onda más cortas.[13]

Las variables cefeidas pueden pulsar en un modo fundamental , el primer sobretono , o rara vez en un modo mixto. Las pulsaciones en un sobretono más alto que el primero son raras pero interesantes. [2] Se cree que la mayoría de las cefeidas clásicas son pulsadores de modo fundamental, aunque no es fácil distinguir el modo de la forma de la curva de luz. Las estrellas que pulsan en un sobretono son más luminosas y más grandes que un pulsador de modo fundamental con el mismo período. [14]

Cuando una estrella de masa intermedia (IMS) evoluciona por primera vez alejándose de la secuencia principal , cruza la franja de inestabilidad muy rápidamente mientras la capa de hidrógeno todavía está ardiendo. Cuando el núcleo de helio se enciende en un IMS, puede ejecutar un bucle azul y cruzar la franja de inestabilidad nuevamente, una vez mientras evoluciona a altas temperaturas y nuevamente evoluciona hacia la rama gigante asintótica . Las estrellas más masivas que unos 8–12  M ☉ inician la combustión del helio del núcleo antes de llegar a la rama gigante roja y se convierten en supergigantes rojas., pero aún puede ejecutar un bucle azul a través de la franja de inestabilidad. La duración e incluso la existencia de bucles azules es muy sensible a la masa, la metalicidad y la abundancia de helio de la estrella. En algunos casos, las estrellas pueden cruzar la franja de inestabilidad por cuarta y quinta vez cuando comienza la combustión de la capa de helio. [ cita requerida ] La tasa de cambio del período de una cefeida variable, junto con las abundancias químicas detectables en el espectro, se puede utilizar para deducir qué está haciendo el cruce de una estrella en particular. [15]

Las variables cefeidas clásicas eran estrellas de secuencia principal de tipo B anteriores a aproximadamente B7, posiblemente estrellas O tardías, antes de que se quedaran sin hidrógeno en sus núcleos. Las estrellas más masivas y calientes se convierten en cefeidas más luminosas con períodos más largos, aunque se espera que las estrellas jóvenes dentro de nuestra propia galaxia, con una metalicidad cercana a la solar, generalmente perderán suficiente masa cuando alcancen la franja de inestabilidad por primera vez que tendrán períodos. de 50 días o menos. Por encima de cierta masa, 20-50  M ☉ dependiendo de la metalicidad, las supergigantes rojas evolucionarán de nuevo a supergigantes azules en lugar de ejecutar un bucle azul, pero lo harán como hipergigantes amarillas inestables.en lugar de las variables Cefeidas que pulsan regularmente. Las estrellas muy masivas nunca se enfrían lo suficiente como para alcanzar la franja de inestabilidad y nunca se convierten en cefeidas. A baja metalicidad, por ejemplo en las Nubes de Magallanes, las estrellas pueden retener más masa y convertirse en Cefeidas más luminosas con períodos más largos. [12]

Curvas de luz

Curva de luz Delta Cephei
Curvas de luz UBVRI plegadas en fase de Delta Cephei, prototipo de las cefeidas clásicas, que muestran la magnitud frente a la fase de pulsación [16]

Una curva de luz cefeida es típicamente asimétrica con un rápido aumento a la luz máxima seguida de una caída más lenta al mínimo (por ejemplo, Delta Cephei ). Esto se debe a la diferencia de fase entre el radio y las variaciones de temperatura y se considera característico de un pulsador de modo fundamental, el tipo más común de cefeida tipo I. En algunos casos, la curva de luz pseudo-sinusoidal suave muestra un "golpe", una breve desaceleración del declive o incluso un pequeño aumento en el brillo, que se cree que se debe a una resonancia entre el fundamental y el segundo sobretono. La protuberancia se ve con mayor frecuencia en la rama descendente para estrellas con períodos de alrededor de 6 días (por ejemplo, Eta Aquilae). A medida que aumenta el período, la ubicación de la protuberancia se acerca al máximo y puede causar un máximo doble, o volverse indistinguible del máximo primario, para estrellas que tienen períodos de alrededor de 10 días (por ejemplo, Zeta Geminorum ). En períodos más largos, la protuberancia se puede ver en la rama ascendente de la curva de luz (por ejemplo, X Cygni ), pero durante un período superior a 20 días, la resonancia desaparece.

Una minoría de cefeidas clásicas muestra curvas de luz sinusoidales casi simétricas. Estos se conocen como s-cefeidas, generalmente tienen amplitudes más bajas y, por lo general, tienen períodos cortos. Se cree que la mayoría de estos son primeros armónicos (por ejemplo, X Sagittarii ), o pulsadores superiores, aunque algunas estrellas inusuales que aparentemente pulsan en el modo fundamental también muestran esta forma de curva de luz (por ejemplo, S Vulpeculae). Se espera que las estrellas que pulsan en el primer sobretono solo ocurran con períodos cortos en nuestra galaxia, aunque pueden tener períodos algo más largos con una metalicidad más baja, por ejemplo, en las Nubes de Magallanes. Los pulsadores de armónicos más altos y las Cefeidas que pulsan en dos armónicos al mismo tiempo también son más comunes en las Nubes de Magallanes, y por lo general tienen curvas de luz algo irregulares de baja amplitud. [2] [17]

Descubrimiento

Curvas de luz históricas de W Sagittarii y Eta Aquilae

El 10 de septiembre de 1784 Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae , el primer representante conocido de la clase de variables cefeidas clásicas. Sin embargo, el homónimo de las cefeidas clásicas es la estrella Delta Cephei , descubierta como variable por John Goodricke un mes después. [18] Delta Cephei también es de particular importancia como calibrador de la relación período-luminosidad, ya que su distancia se encuentra entre las más precisas establecidas para una cefeida, gracias en parte a su pertenencia a un cúmulo de estrellas [19] [20] y la disponibilidad de paralaje precisos del telescopio espacial Hubble y de Hipparcos .[21]

Relación período-luminosidad

Artículo principal: Relación período-luminosidad
Las dos características de luminosidad del período de las cefeidas clásicas y de tipo II

La luminosidad de una cefeida clásica está directamente relacionada con su período de variación. Cuanto más largo sea el período de pulsación, más luminosa será la estrella. La relación período-luminosidad para las cefeidas clásicas fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt en una investigación de miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes . [22] Lo publicó en 1912 [23] con más pruebas. Una vez calibrada la relación período-luminosidad, se puede establecer la luminosidad de una cefeida determinada cuyo período se conoce. Su distancia se determina a partir de su brillo aparente. La relación período-luminosidad ha sido calibrada por muchos astrónomos a lo largo del siglo XX, comenzando con Hertzsprung .[24] Calibrar la relación período-luminosidad ha sido problemático; sin embargo, Benedict et al. 2007 usando paralaje precisos HST para 10 cefeidas clásicas cercanas. [25] Además, en 2008, losastrónomos de ESO estimaron con una precisión del 1% la distancia a la Cefeida RS Puppis , utilizando ecos de luz de una nebulosa en la que está incrustada. [26] Sin embargo, este último hallazgo se ha debatido activamente en la literatura. [27]

Las siguientes correlaciones experimentales entre el período P de una Cefeida de la Población I y su magnitud absoluta media M v se establecieron a partir de los paralaje trigonométricos del Telescopio Espacial Hubble para 10 Cefeidas cercanas:

con P medido en días.[21] [25] Las siguientes relaciones también se pueden utilizar para calcular la distancia d a las cefeidas clásicas:

[25]

o

[28]

I y V representan magnitudes medias aparentes del infrarrojo cercano y visual, respectivamente.

Cefeidas de pequeña amplitud

Las variables cefeidas clásicas con amplitudes visuales por debajo de 0.5 magnitudes, curvas de luz sinusoidales casi simétricas y períodos cortos, se han definido como un grupo separado llamado Cefeidas de pequeña amplitud. Reciben el acrónimo DCEPS en el GCVS. Los períodos son generalmente inferiores a 7 días, aunque aún se debate el límite exacto. [29] El término s-cefeida se usa para cefeidas de pequeña amplitud de período corto con curvas de luz sinusoidales que se consideran los primeros pulsadores armónicos. Se encuentran cerca del borde rojo de la franja de inestabilidad. Algunos autores usan s-Cefeida como sinónimo de las estrellas DECPS de pequeña amplitud, mientras que otros prefieren restringirlo solo a las primeras estrellas entonadas. [30] [31]

Las cefeidas de pequeña amplitud (DCEPS) incluyen Polaris y FF Aquilae , aunque ambas pueden estar pulsando en el modo fundamental. Los primeros pulsadores de armónicos confirmados incluyen BG Crucis y BP Circini . [32] [33]

Incertidumbres en distancias determinadas por cefeidas

Las principales incertidumbres vinculadas a la escala de distancia de Cefeidas son: la naturaleza de la relación período-luminosidad en varias bandas de paso, el impacto de la metalicidad tanto en el punto cero como en la pendiente de esas relaciones, y los efectos de la contaminación fotométrica (mezcla) y una ley de extinción cambiante (normalmente desconocida) en las distancias cefeidas clásicas. Todos estos temas se debaten activamente en la literatura. [4] [7] [12] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42]

Estos asuntos no resueltos han dado como resultado valores citados para la constante de Hubble que oscilan entre 60 km / s / Mpc y 80 km / s / Mpc. [3] [4] [6] [7] [8] Resolver esta discrepancia es uno de los problemas más importantes en astronomía, ya que los parámetros cosmológicos del Universo pueden verse limitados al proporcionar un valor preciso de la constante de Hubble. [6] [8]

Ejemplos de

Varias cefeidas clásicas tienen variaciones que se pueden registrar con observación nocturna entrenada a simple vista , incluido el prototipo Delta Cephei en el extremo norte, Zeta Geminorum y Eta Aquilae ideales para la observación alrededor de los trópicos (cerca de la eclíptica y, por lo tanto, del zodíaco) y en el extremo sur, Beta Doradus . El miembro de clase más cercano es la estrella polar ( Polaris ), cuya distancia se debate y cuya variabilidad actual es de aproximadamente 0,05 de magnitud. [6]

Designación (nombre)ConstelaciónDescubrimientoMagnitud máxima aparente (m V ) [43]Magnitud mínima aparente (m V ) [43]Periodo (días) [43]Clase espectralComentario
η AqlÁguilaEdward Pigott , 17843 m .484 m .3907.17664F6 Ibv 
FF AqlÁguilaCharles Morse Huffer , 19275 m 0,185 m .6804.47F5Ia-F8Ia 
TT AqlÁguila6 m .467 m .713.7546F6-G5 
U AqlÁguila6 m .086 m .8607.02393F5I-II-G1 
Hormiga tAntlia5 m .005 m .8205.898G5posiblemente tiene un compañero invisible. Anteriormente se pensaba que era una cefeida de tipo II [44]
RT AurAuriga5 m .005 m .8203.73F8Ibv 
l cocheCarina 3 m 0,284 m. 1835.53584G5 Iab / Ib 
δ CepCefeoJohn Goodricke , 17843 m .484 m .3705.36634F5Ib-G2Ibestrella doble, visible con prismáticos
AX CirCircinus 5 m .656 m .0905.273268F2-G2IIbinario espectroscópico con compañero 5  M ☉ B6
BP CirCircinus 7 m. 317 m .7102.39810F2 / 3II-F6binario espectroscópico con 4.7  M ☉ B6 compañero
BG CruQuid 5 m .345 m .5803.3428F5Ib-G0p 
R CruQuid 6 m .407 m. 2305.82575F7Ib / II 
S CruQuid 6 m 0,226 m .9204.68997F6-G1Ib-II 
T CruQuid 6 m .326 m .8306.73331F6-G2Ib 
X CygCygnus 5 m .856 m .9116.38633G8Ib [45] 
SU CygCygnus 6 m .447 m. 2203.84555F2-G0I-II [46] 
β DorDorado 3 m .464 m .0809.8426F4-G4Ia-II 
ζ GemaGeminisJulius Schmidt , 18253 m .624 m. 1810.15073F7Ib a G3Ib 
V473 LyrLira 5 m .996 m .3501.49078F6Ib-II 
R MusMusca 5 m .936 m .7307.51F7Ib-G2 
S MusMusca 5 m .896 m .4909.66007F6Ib-G0 
S niNorma 6 m . 126 m .7709.75411F8-G0Ibmiembro más brillante del cúmulo abierto NGC 6087
QZ niNorma 8 m .719 m .0303.786008F6Imiembro del cúmulo abierto NGC 6067
V340 niNorma 8 m 0,268 m .6011.2888G0Ibmiembro del cúmulo abierto NGC 6067
V378 niNorma 6 m. 216 m. 2303.5850G8Ib 
BF OphOfiuco 6 m .937 m .7104.06775F8-K2 [47] 
RS cachorroPuppis 6 m .527 m .6741.3876F8Iab 
S SgeSagittaJohn Ellard Gore , 18855 m. 246 m .0408.382086 [48]F6Ib-G5Ib 
U SgrSagitario (en M25 ) 6 m 0,287 m .1506.74523G1Ib [49] 
W SgrSagitario 4 m 0,295 m .1407.59503F4-G2IbDoble óptico con γ 2 Sgr
X SgrSagitario 4 m 0,204 m .9007.01283F5-G2II
V636 ScoEscorpio 6 m .406 m .9206.79671F7 / 8Ib / II-G5 
R TrATriángulo Australe 6 m. 46 m .903.389F7Ib / II [49] 
S TrATriángulo Australe 6 m .16 m .806.323F6II-G2 
α UMi ( Polaris )Osa MenorEjnar Hertzsprung , 19111 m 0,862 m. 1303.9696F8Ib o F8II 
AH VelVela 5 m .55 m .8904.227171F7Ib-II 
S VulVulpecula 8 m 0,699 m .4268.464G0-K2 (M1) 
T VulVulpecula 5 m .416 m .0904.435462F5Ib-G0Ib 
U VulVulpecula 6 m .737 m .5407.990676F6Iab-G2 
SV VulVulpecula 6 m .727 m .7944.993F7Iab-K0Iab 

Ver también

  • Variable RR Lyrae
  • Pulsación estelar
  • Cefeida tipo II

Referencias

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enlaces externos

  • La escala de distancia de las cefeidas: una historia, por Nick Allen
  • Lista de cefeidas clásicas en el archivo de datos de fotometría de cefeidas y velocidad radial de McMaster
  • Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables
  • Atlas OGLE de curvas de luz de estrellas variables - Cefeidas clásicas
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